Adiabatischer Verlust von Masse in Doppelsternsystemen. III. Vom Grund der Roten Riesen-Zweig bis zur Spitze des asymptotischen Riesen-Zweiges

Zusammenfassung Das herausragende Merkmal der Evolution enger Doppelsterne ist die Rolle, die der Massenaustausch zwischen den Komponentensternen spielt. Ob der Massentransfer dynamisch stabil ist oder nicht, ist eine der wesentlichen Fragen in der Evolutionsforschung von Doppelsternsystemen. Im Grenzfall eines extrem schnellen Massentransfers wird die Reaktion eines Spendersterns in einem interagierenden Doppelstern asymptotisch zu einer adiabatischen Expansion. Wir verwenden das Modell des adiabatischen Massverlusts, um systematisch die Schwellenwerte für den dynamischen Zeitmassentransfer über die gesamte Bandbreite möglicher evolutiver Zustände von Spendersternen zu untersuchen. Außerdem simulieren wir den Massverlustprozess mit isentropen Hüllen, deren spezifische Entropie auf den Wert an der Basis der konvektiven Hülle festgelegt ist, um den Effekt eines solchen Massverlusts in superadiabatischen Oberflächenkonvektionsregionen künstlich nachzuahmen, wo die adiabatische Näherung versagt. Wir veranschaulichen die allgemeine adiabatische Reaktion von Spendersternen in verschiedenen evolutiven Stadien. Wir erweitern unsere Studie auf ein Raster von Spendersternen mit unterschiedlichen Massen (von 0,1 bis 100 M ⊙ mit Z = 0,02) und in verschiedenen evolutiven Stadien. Wir präsentieren unsere Kriterien für dynamisch instabilen Massentransfer sowohl in tabellarischer als auch in grafischer Form. Für Spendersterne im Roten Riesen-Zweig (RGB) und im asymptotischen Riesen-Zweig (AGB) in Systemen mit solchen Masseverhältnissen können die konvektiven Hüllen tief genug sein, um auf einer thermischen Zeitskala in gemeinsame Hüllen überzugehen, falls der Spenderstern seinen äußeren Lagrange-Radius überfüllt. Unsere Ergebnisse zeigen, dass RGB- und AGB-Sterne tendenziell stabiler sind, als zuvor angenommen, was hilfreich sein könnte, um die Häufigkeit der beobachteten post-AGB-Doppelsterne mit einer Umlaufzeit von etwa 1000 Tagen zu erklären.